2006年3月29日日全食白光日冕偏振测量

报告了在埃及赛路姆观测到的2006年3月29日日全食白光偏振测量的基本结果.我们使用的是一架便携式反射望远镜,焦距为640mm(F/D=8).在物镜前方安置可旋转线偏振片,每次旋转角度45°,终端为尼康数码相机.观测过程中,改变曝光时间并旋转偏振片,总共获取20张数码照片.文中讨论并呈现了介于 1.3 R⊙＜r ＜3.0 R⊙范围内的白光偏振方向和偏振度的大小分布.     

2005年北京天文邀请赛试题答案(高年组)

试题原文请参见本刊2005年第四期“奥赛专版”栏目理论题:一、选择题’ D、C、C、A、A、B、A、A、A、C易知Sina=令…a.=巧’(太阳的视角半径),rl=la.u.,几=l秒差距 么R、R、r, aZ rl rZ rz二aZ=丘笠-IAUx15,206265AU=727x10布二、问答题1、解:设太阳的角半径为R,地球到太阳的距离为几太阳的视角直径为a弧度因此此时的太阳张角为2a,=2x727x10一,x6o角秒=0.(X) 87角秒奥赛专版妙2、解:(l)设天体距离为r 49,49矛sin了cos万5000--一一一=一月,r之一=生ZIXIU‘km 5000r,4, 嗡石 ‘ 如果毗=3祀7习.37,则该天体与地球的距离最近时为0.3…     

薄分子云湍流结构函数的倾角改正及其应用

通过结构函数可以测量湍流的能量级联速率.在实际观测中,无法测量分子云中气体的3维速度,这使得其湍流结构函数难以测量.对垂直于视线方向的薄分子云的情形,结构函数Stt2可以通过云核速度弥散(core velocity dispersion,CVD)进行测量,CVD2=1/2Stt2.对此进行推广,对于不垂直于视线方向的薄分子云,CVD2=1/2Stt2(1-1/8cos2θ)R2/3,其中,θ是视线方向与投影方向的夹角,平均投影距离与3维距离之比R可以用第2类椭圆积分E(k,φ)表示为R=2/πE(cosθ,π/2).     

2003年全国中学生天文竞赛部分试题解答

试题请参见本刊2 Qo3年第5期“奥赛专版”高年组f、玖太阳半径和地球半径分别为R、r,则:L正比于r,Fa正比于(招一卿第-题一:双澡…二蠢巅基截-执象忿{〕囊橇舞…黔奠票膺豁书为吧第一次冲时:al=ZAU第二次冲时:一a2=SAUbl=a1一1=l划bZ二山一1=4A七月亮上中天默坠嘿盟瞿霭春沁=一么珑价之F户地平高度渭夕。度一地理纬度干天体赤纬二一2.51献〔能火姚)Z(鱿x瑞)]二一5等{熬缪拼{{扬殷咚…v二。沐z三30000Oki力Z吕义O、023二6900k犯28瀚黔卿勃根据哈勃定律,退行速度和距离有如下关系:v二HXrH即为哈勃常数。代人上面的数值可求得:H二下/d=…     

A Model of the Circumstellar Envelope of Luminous Blue Variables

The continuum energy distributions of the luminous blue variables R127 and R110 in the outburst phase are fitted with a circumstellar envelope model.Both stars show two peaks in their continuum, one near 1250A and the other in the optical band. We suggest that their UV and optical fluxes may have different origins: the UV flux comes from the central star while the optical flux comes from an expanding circumstellar envelope. We construct a model for LBVs consisting of two LTE atmosphere models with different temperatures, and find it to be in agreement with the observed spectral energy distributions of R127 and R110.According to our numerical experiments, R127‘s continuum is composed of fluxes from a circumstellar envelope of Teff = 8000K, R = 485R⊙, and log g = 1,and from a central star of Tef = 17000K, R = 135R⊙, and log g = 2.5 with a permeating factor f = 0.5; while R110‘s continuum can be fitted by a circumstellar envelope of Teff =7000K, R = 350R⊙, and logg = 0.5, and a central star of Teff =25 000 K, R = 27R⊙, and log g 3.0 with a permeating factor f = 0.65.Both models show that the non-spherically symmetric, optically thick regions are formed surrounding the central star in the outburst phase. The light of the central star is shielded by the circumstellar envelope so that the visual brightness increases with the decrease/increase of the temperature/radius of the optically thick regions.     

食双星仙女座RT And的视向速度和测光研究

本文发表了食双星RT And的1984—1985年期间的视向速度观测。依据点源模型获得了一组新的分光轨道解。轨道根数分别是:V_(01)=-1.0公里/秒;V_(02)=+5.0公里/秒;K_1=131.4公里/秒;K_2=168.4公里/秒;T_0=HJD2,445,977.0997。q_(sp)=m_2/m_1=0.780。结合文献中的资料,使用Wilson Devinney方法,对视向速度和测光观测作联合求解,得到了该双星的绝对参量:A=3.80R_⊙;R=1.14R_⊙;R=1.05R_⊙;M_1=1.05M_⊙;M_2=0.81M_⊙;L_1=1.78L_⊙;L_2=0.54L_⊙;M_(V_1)=4.14~m;M_(V_2)=5.65~m;距离估算为50pc。主伴星均有主序演化效应。     

测定子午仪水平轴水平差的轴准直方法

本文就转轴观测的子午仪,提出了以水银面为基准、用轴准直方式测定水平轴的真实水平差的方法,以代替常用的受多种因素影响的水准管测定法。文中还对这种方法可能达到的精度作了估计。     

关于有限厚度旋涡星系中密度-引力势渐近关系的一个注记

本文将指出,为得到有限厚度旋涡星系中平均扰动引力势φ_1(r)与扰动面密度σ_1(r)的渐近关系,以及对称面上的扰动引力势φ_1(r,0)与σ_1(r)的渐近关系,我们不一定要从相应的三维渐近关系出发,而可以用二重级数展开方法直接地、十分简单地导出。所得结果对于紧卷性准确到m~2(kr)~(-2)量级,对于厚度效应准确到 k〈|z|〉量级,其中m为旋臂数,k为径向波数,r为到星系中心的径向距离,〈|z|〉为星到对称面距离的平均值。这样的精度对于讨论有限厚度扁盘状星系中密度波模式及其增长率通常是足够的。本文结果表明:在上述精度下,如采用〈|z|〉表征厚度,则不同纵向密度剖面下的φ_1(r,0)～σ_1(r)渐近关系可表为统一形式;如采用二星纵向平均距离〈|z-z’|〉表征厚度,则不同纵向密度剖面下的φ_1(r)～σ_1(r)渐近关系可表为统一形式。只有比值〈|z-z’|〉/〈|z|〉才是纵向密度剖面的泛函。对于符合物理意义的通常各种不同密度剖面,此比值都甚接近:对于高斯型纵向密度剖面,此比值为2~(1/2);对于 sech~2(z/z_1(r))型剖面,此比值为 1/In2=1.443;对于 exp[-|z|/z_1(r)]型剖面,此比值为1.5。     

Statefinder diagnostic and constraints on the Palatini f(R) gravity theories

We focus on a series of f(R) gravity theories in Palatini formalism to investigate the probabilities of producing late-time acceleration for the flat Friedmann-Robertson-Walker(FRW) universe.We apply a statefinder diagnostic to these cosmological models for chosen series of parameters to see if they can be distinguished from one another. The diagnostic involves the statefinder pair{r,s},where r is derived from the scale factor a and its higher derivatives with respect to the cosmic time t,and s is expressed by r and the deceleration parameter q. In conclusion,we find that although two types of f(R) theories:(i) f(R) = R + αR~m-βR~(-n) and(ii) f(R) = R + α lnR-β can lead to late-time acceleration,their evolutionary trajectories in the r-s and r-q planes reveal different evolutionary properties,which certainly justify the merits of the statefinder diagnostic. Additionally,we utilize the observational Hubble parameter data(OHD) to constrain these models of f(R) gravity. As a result,except for m = n = 1/2 in case(i),α = 0 in case(i) and case(ii) allow the ΛCDM model to exist in the 1σ confidence region. After applying the statefinder diagnostic to the best-fit models,we find that all the best-fit models are capable of going through the deceleration/acceleration transition stage with a late-time acceleration epoch,and all these models turn to the de Sitter point({r,s}={1,0}) in the future. Also,the evolutionary differences between these models are distinct,especially in the r-s plane,which makes the statefinder diagnostic more reliable in discriminating cosmological models.     

第六届国际天文和天体物理奥林匹克竞赛理论试题答案（续）

试题原文请参见《天文爱好者》2012年第10期“奥赛专版”丨丨、长问题1．1、答案：如图所示,tana≈a≈sina≈2R/D,△m=mB-mA=-2.5logFB/FA。天文学家看到的亮度（FA）应是距离他为D的N颗绝对星等为M0（光度为L0）的成员星发出的光,即FA=NL0/4πD2。     

宇宙γ暴距离及分布

γ暴是宇宙空间中短时标γ射线突然增亮的现象.在考虑γ暴的宇宙膨胀效应、喷流效应、以及γ暴与超新星成协现象后研究了γ暴的空间分布,假设γ暴张角是高斯分布,爆发率与恒星形成率成正比,找到最佳拟合参数值为θ0=0.1,σ=1,可说明γ暴的张角集中在0.1附近,这与目前对已知红移的γ暴的分析是一致的.由计算得到γ暴的最远红移为4.2,γ暴的能量为1.5×1051ergs.     

尘埃彗尾的结构Ⅱ——Arend-Roland彗星的彗尾和尘埃

本文讨论了,分析彗尾亮度而求出的“修正的γ-分布函数”f(γ)的意义,f(γ)与尘埃模型的物理量的关系,以及f(γ)做为检验尘埃模型的手段的有效性。根据文[1]所提方法,详细考虑了该方法中存在的各种因数,求出高精度的“修正的γ-分布函数”f(γ)。对Arend-Roland彗星求得的f(γ)函数是γ=0.10和0.01,相对高度为1:0.6的双峰分布。假设粒子抛射率反比于彗核太阳距离的平方,一天文单位时的粒子抛射率P_d,将是P_d     

γ噪Blazar天体的复合谱指数研究

收集了66个有γ射线噪的Blazar在高态下的多波段流量数据,研究了Blazar复合谱指数之间的相关性.分析了BL Lac天体和平谱射电类星体(FSRQs) 复合谱指数之间的相关性.结果表明(1)高态下Blazar的复合谱指数与αr,ir与αir,γ、αr,ir 与αo,γ、αr,o与αo,x、αr,o与αo,γ之间有强相关性,αr,x与αx,γ之间有强负相关性.(2)平谱射电类星体(FSRQs)在高态下αr,o与αo,x、αr,o与αo,γ有强相关性.(3)BL Lac天体在高态时αr,o与αo,γ之间有强相关性,αr,x与αx,γ、αir,x与αx,γ有强负相关性.(4)γ射线很可能产生于同步自康普顿(SSC)过程.     

基于同波束VLBI的双差分电离层电子总量抖动与角距离关系模型

深空探测器信号穿过地球电离层时会产生信号时延和相位抖动,从而对VLBI(Very Long Baseline Interferometry)测量精度产生很大影响.利用日本SELENE 2颗小卫星Rstar和Vstar的4测站6基线长达1 yr的同波束VLBI观测数据,首次解算出了双差分电离层电子总量抖动的均方根和角距离的关系模型.6条基线的双差分电离层电子总量抖动的均方根r(单位为TECU)和角距离θ(?)的关系模型为:r=0.773θ+0.562,由基线反演出的4个测站的关系模型为:r=0.554θ+0.399.研究成果对差分相时延的解算和行星电离层掩星观测研究均有重要参考意义.     

γ噪Blazar天体短时标光变的寄主星系影响

利用云南天文台1m光学望远镜2000～2001年对3个GeV和/或TeV γ噪Blazar天体的观测,发现γ噪类星体PKS 1510-089在R波段有一个光变时标为41min的星等变化为2.0mag的剧烈光变,这是迄今为止我们所观测到的变幅最大的一个γ噪Blazar天体短时标光变.对此光变,可估计限制光变辐射模型的一些参数,如辐射区半径R、多普勒因子δ以及吸积转化效率η等.η=59.6的值强烈预示着相对论聚束效应可较好解释γ噪Blazar天体的辐射机制.我们仔细考察了大气视宁度对光变的影响.发现对1ES 2344+514,观测到的光变与当地大气视宁度有一个弱相关,结果表明,对光变参数较小(C＜5)的光变,大气视宁度引起的假光变的贡献较大,需要选择较严格的光变判据.     

用造父变星和21厘米氢线发射探求银河系自转参数

(i)利用克拉夫特和施密特列出的造父变星资料中146个星的资料,用加姆方法计算了Δω(R)随 R 的变化.结果同根据莱顿天文台得到的21厘米氢线发射的观测资料计算出的Δω(R)镶合,定出太阳离银心的距离 R_0=11.0千秒差距.(ii)利用伯劳乌和摩根给出的17个造父变星(W Gem 除外)的自行资料,算得太阳邻近的银河系自转角速度ω(R_0)=23公里/秒/千秒差距,因而得自转速度 V(R_0)=250公里/秒.(iii)利用Δω(R)曲线计算了在R=5至14千秒差距区域内,ω(R)、V(R)、F(R)、A(R)和 B(R)的数值.最后,将 V(R)的数值同稳定星系动力学理论的结果作了比较.     

五维Bianchi-Ⅴ型理想流体宇宙模型

本文给出了态方程为P=(γ-1)ρ的理想流体的五维Bianchi-V型宇宙模型的普遍解,并讨论了γ=2/3和γ=1/2的两个具体的解。这两个解随着时间的增长将趋于五维膨胀各向同性宇宙模型。此外,还考察了解的奇点的性质。     

第二十三届国际天文奥林匹克竞赛理论试题

如你所知,当你旋转一个装有水银的容器时,水银的表面将形成一个抛物面。所形成的液体镜面可以被用作一个望远镜的主镜面。一个北极熊天文学家决定在北极点上用这一办法制作一个望远镜,在这里它利用了地球的自转,所以这个主镜有一个长的焦距。     

哈勃定律和宇宙学距离

星系的红移越大,距离就越远,或者说星系的视向退行速度越大距离就越远,两者之间有着简单的正比关系—600万光年远的星系比300万光年距离上的星系恰好以快1倍的速度在远离地球运动。如果用V表示星系的视向退行速度,而记星系的距离为r,那么这一关系的简单数学表达式便是v=H0×r,这就是著名的哈勃定律,公式中的比例系数H0称为“哈勃常数”。     

卯酉圈观测测定子午环的绝对参数(Ⅲ)——几种误差和改正值对方位差测定的综合影响

本文叙述了在卯酉方向作转轴观测时,由于转轴前后的观测都是偏离于卯酉圈的观测,在仪器具有较大方位差,及一颗星从卯圈方向到酉圈方向观测过程中,存在水平差变化的情况下,转轴观测不能完全消除准直差,方位差的测定值需加几项二次项改正。文章中用给定的方位差及水平差变化对二次项改正作了数值估算,得出改正值与卯酉方向观测星的天顶距有关的结果,天顶距越小的星,改正值越大,天顶距大于40°的星,改正值可以忽略不计。文章还就卯酉方向观测时,周日光行差和蒙气差的影响作了估算,结果看出这两种影响都基本上可以忽略不计。